Hur varma är stjärnorna?

Stjärnorna, inklusive den vi kan studera bäst – Solen, är sfärer av plasma. Rakt igenom. De saknar per definition yta. Men eftersom vi inte kan se genom Solen, andra stjärnor eller plasmamoln överlag, finns det något som vi uppfattar som en yta. Det vi kallar fotosfär. Precis där plasmamolnet är för tätt för att se igenom. Och just där vet vi hur hög temperaturen är.

Hur kan vi veta det?

Tänk dig den svartaste av järnbitar. Hetta upp den, och du känner genast att den utstrålar elektromagnetisk strålning i det infraröda spektret. Det är det vi känner som värme. Ännu är våglängden på strålningen för lång för att registreras av tapparna och stavarna i våra ögon.. Strålningen ligger utanför det vi kallar synligt ljus. Ju mer vi hettar upp järnbiten desto kortare blir våglängden på den strålning den emitterar, sänder ut. Småningom kan vi se att den blir djupt röd. Då är våglängden kortare än 800 nm och vi kommer in på de våglängder våra ögon kan registrera. Fortsätter vi upphettningen glider färgen över i orange, gult, grönt osv.

Man bör smida medan järnet är varmt. Hur varmt det är avslöjas i den våglängd av elektromagnetisk strålning det emitterar mest av. Med andra ord – färgen avslöjar temperaturen.

Färgen på ljuset, eller mer mätbart uttryckt: Våglängden i vilken en kropp emitterar elektromagnetisk strålning starkast, avslöjar kroppens temperatur.

En svartkropp är ett föremål som inte reflekterar ljus alls. Inte heller någon elektromagnetisk strålning i våglängder utanför det synliga spektret. Utstrålningen från en sådan kropp utgår endast från själva kroppens egenskaper, vilket kan reduceras till kroppens temperatur.

Wilhelm Wiens forskning i mätningar av höga temperaturer gav oss Wiens förskjutningslag som säger oss att den våglängd en kropp sänder ut mest strålning i alltid är lika med 0,002898 dividerat med kroppens temperatur. Talet 0,002898 kallas Wiens förskjutningskonstant (förkortas ”b”). Wilhelm Wien belönades med Nobelpris i fysik 1911. Vi kan också skriva Wiens lag:

λ(max) · T = 2,898 · 10‾³ m · K

λ(max) är den våglängd den starkaste strålningen från källan har och är temperaturen i Kelvin.

Regnbågspelaren i mitten representerar de våglängder av elektromagnetisk strålning vi uppfattar med våra ögon – synligt ljus. Diagrammet i mitten visar fördelningen i utrstrålad energi för en stjärna likt vår Sol. Till vänster visas en het stjärna som strålar mest i det ultravioletta spektret och till höger en sval sådan – likt Trappist-1, som strålar mest i det infraröda spektret.

Alla kroppar utstrålar elektromagnetisk strålning i alla våglängder, men långt ifrån lika mycket. Solen utstrålar mest intensivt i de våglängder vi kan se och följakltigen kallar synligt ljus. 48%. Åtta procent av den elektromagnetiska strålningen från vår stjärna ligger i kortare våglängder än de vi kan se – i ultraviolett. 44% ligger i nära infrarött, våglängder för långa för att vi ska kunna uppfatta dem med våra ögon.

För att vi ska veta hur varm fotosfrären är behöver vi bara mäta våglängden på det starkaste ljuset från Solen. Våglängden ligger kring 480 nm vilket ger en temperatur på 6000K.

Betelgeuse och Aldeberan i bilden nedan har en temperatur i fotosfären som ligger klart under den temperatur Solen har i fotosfären. Det syns också i att den gulröda utstrålningen dominerar.

”Jättestrjärnorna” Betelgeuse och Aldebaran har klart en annan färgton än de andra stjärnorna i bilden. De är klart svalare än t.ex stjärnorna i Orions bälte (t.v.) eller i Plejaderna uppe till höger i bild. Båda närmar sig slutet av sitt liv. Betelgeuse kan göra en storslagen sorti – i en supernova explosion. Aldebaran växer och närmar sig stadiet som en röd jätte. Bild: Wikimedia commons

Stjärnorna i Orion, Betelgese undantagen, är heta stjärnor. De unga stjärnorna i stjärnhopen Plejaderna är också heta. Våglängderna de strålar mest intensivt i är korta. I de flesta fall kortare än de våglängder vi kan se. De kortaste våglängder vi kan se kallar vi blått och violett, och det är de färgerna vi uppfattar att de heta, unga stjärnorna har.

Ett spektroskop kopplat till ett teleskop räcker för att vi ska kunna titta på en stjärna och med hjälp av Wiens förskjutningslag räkna ut temperaturen i stjärnans fotosfär. Vi kan också korrigera för eventuell röd- eller blåförskjutning. Mer om det snart.

Däremot får vi ty oss till, i och för sig goda, modeller för att beräkna temperaturen inne i en stjärna. Vad som sen gör att den glesare koronan utanför stjärnans fotosfär blir så enormt het forskas det intensivt i.

Frågor finns det också gott om.


Jan är lärare i matematik, fysik och vetenskapliga tillvalsämnen på Sursik skola i Pedersöre, Finland, ESERO Finland education officer samt resursperson på skolresurs.fi. Inom rymdfysiken och astronomin stöter man ofta på frågan ”Varför?”. När fysiker frågar så menar de vanligtvis ”Hur?” och den frågan är god att peta i. Att dryfta stora frågor ger nyfikenheten näring, vilket i sin tur är en av nyckelingredienserna i många framgångsberättelser.

1 kommentar

Kommentera

Fyll i dina uppgifter nedan eller klicka på en ikon för att logga in:

WordPress.com-logga

Du kommenterar med ditt WordPress.com-konto. Logga ut /  Ändra )

Google-foto

Du kommenterar med ditt Google-konto. Logga ut /  Ändra )

Twitter-bild

Du kommenterar med ditt Twitter-konto. Logga ut /  Ändra )

Facebook-foto

Du kommenterar med ditt Facebook-konto. Logga ut /  Ändra )

Ansluter till %s